У звезд одинаковой температуры и цвета, но разной светимос­ти спектры в общем одинаковы, однако можно заметить различия в относительных интенсивностях некоторых линий. Это происхо­дит от того, что при одинаковой температуре давление в их ат­мосферах различно. Например, в атмосферах звезд-гигантов дав­ление меньше, они разреженнее.

Температура и масса звезд

Знание спектрального класса или цвета звезды сразу же дает температуру ее поверхности. Так как звезды излучают приблизительно как абсолютно черные тела соответствующей температуры, то мощность, излученная единицей их поверхности, определяется из закона Стефана Больцмана:

- постоянная Больцмана

Мощность излучения всей поверхности звезды, или ее светимость, очевидно будет равна

( * ), где R - радиус звезды. Таким образом, для определения радиуса звезды надо знать ее светимость и температуру поверхности.

Нам остается определить еще одну, едва ли не самую важную характеристику звезды - ее массу. Надо сказать, что это сделать не так то просто. А главное существует не так уж много звезд, для которых имеются надежные определения их масс. Последние легче всего определить, если звезды образуют двойную систему, для которой большая полуось орбиты а и период обращения Р известны. В этом случае массы определяются из третьего закона Кеплера, который может быть записан в следующем виде:

, здесь М1 и М2 - массы компонент системы, G - постоянная в законе всемирного тяготения Ньютона. Уравнение дает сумму масс компонент системы. Если к тому же известно отношение орбитальных скоростей, то их массы можно определить отдельно. К сожаления, только для сравнительно небольшого количества двойных систем можно таким образом определить массу каждой из звезд.

В сущности говоря, астрономия не располагала и не располагает в настоящее время методом прямого и независимого определения массы (то есть не входящей в состав кратных систем) изолированной звезды. И это достаточно серьезный недостаток нашей науки о Вселенной. Если бы такой метод существовал, прогресс наших знаний был бы значительно более быстрым. В такой ситуации астрономы молчаливо принимаю, что звезды с одинаковой светимостью и цветом имеют одинаковые массы. Последние же определяются только для двойных систем. Утверждение, что одиночная звезда с той же светимостью и цветом имеет такую же массу, как и ее "сестра", входящая в состав двойной системы, всегда следует принимать с некоторой осторожностью.

Связь основных звездных величин

Массы звезд.

Как мы убедились на при­мере Солнца, масса звезды является той важнейшей характерис­тикой, от которой зависят физические условия в ее недрах. Пря­мое определение массы возможно лишь для двойных звезд.

Двойные звезды называются визуально-двойными, если их двойственность может быть замечена при непосредственных наб­людениях в телескоп.

Примером визуально-двойной звезды, видимой даже невоору­женным глазом, является Большой Медведицы, вторая звезда с конца «ручки» ее «ковша». При нормальном зрении совсем близко от нее видна вторая слабая звездочка. Ее заметили еще древние арабы и назвали Алькор. Яркой звезде они дали название Мицар. Мицар и Алькор отстоят друг от друга на небе на 1Г. В бинокль таких звездных пар можно найти немало.

Системы с числом звезд n>=З называются кратными. Так, в бинокль видно, что є Лиры состоит из двух одинаковых звезд 4-й звездной величины с расстоянием между ними 3'. При наблюде­нии в телескоп е Лиры — визуально-четверная звезда. Однако некоторые звезды оказываются лишь оптически-двойными, т. е. близость таких двух звезд является результатом случайной проекции их на небо.

На самом деле в пространстве они далеки друг от друга. Если же при наблюдении звезд выясняется, что ониобразуют единую систему и обращаются под действием сил взаимно го притяжения вокруг общего центра масс, то их называют физи­ческими двойными.

Множество двойных звезд открыл и изучил известный русский ученый В. Я. Струве. Самые короткие из известных периодов обращения визуально-двойных звезд—несколько лет. Изучены пары с периодами обращения в десятки лет, а пары с периодами в сотни лет изучат в будущем. Ближайшая к нам звезда а Цен­тавра является двойной. Период обращения ее составляющих (компонентов) 70 лет. Обе звезды в этой паре по массе и темпе­ратуре сходны с Солнцем.

Главная звезда обычно не находится в фокусе видимого эл­липса, описываемого спутником, потому что мы видим его орбиту в проекции искаженной .

Но знание геометрии позволя­ет восстановить истинную форму орбиты и измерить ее большую полуось а в секундах дуги.

Рис. 74. Объяснение раздвоения, или колебания, линий в спектрах спектрально-двойных звезд.

Двойные звезды в телескоп нередко представляют собой кра­сивое зрелище: главная звезда желтая или оранжевая, а спутник белый или голубой.

Если компоненты двойной звезды при взаимном обращении подходят близко друг к другу, то даже в самый сильный телескоп их нельзя видеть раздельно. В этом случае двойственность может быть определена по спектру. Такие звезды будут называться спектрально-двойными. Из-за эффекта Доплера линии в спектрах звезд будут смещаться в противоположные стороны (когда одна звезда удаляется от нас, другая приближается). Смещение линий меняется с периодом, равным периоду обращения пары. Если яр­кости и спектры звезд, составляющих пару, сходны, то е спектре двойной звезды наблюдается периодически повторяющееся раз­двоение спектральных линий

У прибли­жающейся звезды спектральные линии сместятся к синему концу спектра, а у удаляющейся — к красному. Если одна из звезд светится слабо, то будут видны линии только другой звезды, смещающиеся периодически.

Компоненты спектрально-двойной звезды могут при взаимном обращении поочередно загораживать друг друга. Такие звезды называются затменно-двойными или алголями, по названию своего типичного представителя (ß Персея, Во время затмений общая яркость пары, компонентов которой мы по отдельности не видим, будет ослабевать (положения В и D.)

В остальное же время в промежутках между затмениями она почти постоянна (положения А и С) и тем дольше, чем короче длительность' затмений и чем больше радиус орбиты. Если спутник большой, но сам дает мало света, то когда яркая звезда затмевает его, суммарная яркость системы будет уменьшаться лишь ненамного.

Древние арабы назвали (ß Персея Алголом (испорченное эль гуль), что означает «дьявол». Возможно, что они заметили ее странное поведение: в течение 2 дней 11 ч яркость Алголя посто­янна, затем за 5 ч она ослабевает от 2,3 до 3,5 звездной величины, а затем за 5 ч яркость ее возвращается к прежнему значению.